斗转星移，咫尺深空，人类从未停止过探索

中国的快速射电望远镜镜

在一个宁静的夜晚，星星点缀着天空。但是我们很难用肉眼看到他们的真面目。于是天文望远镜诞生了。1609年，伽利略率先用自己的望远镜观测天体，开创了望远镜天文学的新纪元。这种需要人眼进行视觉观察的望远镜称为视觉望远镜，与太空中的哈勃望远镜和国内的FAST射电望远镜有本质区别。让我们谈谈视觉天文望远镜中折射望远镜和反射望远镜望远镜的光学系统

天文望远镜光学性能的基本物理量

口径：口径是指物镜的有效口径，即物镜未被镜框遮挡的部分的直径。相对孔径：物镜的孔径与焦距之比。放大率：等于物镜焦距与目镜焦距之比。视场：指望远镜能很好成像的天空区域的角直径。分辨角：指天体上两点之间的角距离，正好可以用望远镜分辨出来。穿透能力：在晴朗的夜晚，望远镜能看到的最暗的恒星星等。

现代天文望远镜

所以，如果有读者想在上面这些基本物理量中，并不是放大率最重要，目视望远镜最要的参数是物镜口径的大小，物镜口径越大，它收集天体的光就越多，从而能看到更多暗淡的恒星，其次物镜口径越大，它的分辨角就越小，分辨近距双星的本领就越强，也就能看清有视面天体如月球，行星，星团等的细节。具相关资料显示，中小型目视望远镜有效的更大放大率往往为物镜毫米数的3倍左右，再此值以上即使再加大放大率也是毫无收益的。,购买天文望远镜，一定要注意，一些小型可视望远镜的制造商为了迎合人们追求高倍的心理，往往会配备焦距特别短的目镜，以获得高倍。在向消费者销售时，他们总是宣传自己产品的更大放大倍数，以吸引消费者购买。但其实这个焦距极短的目镜只是一个摆设，在天文观测中根本用不到。

折射望远镜的光学系统

图1两种不同类型折射望远镜光学系统示意图

对于折射望远镜，伽利略最有发言权。没错，就是那个敢于挑战权威，追求真理，走在比赛的斜塔上，用铁球做自由落体的老人。他不仅在物理学上取得了杰出的成就，还是一位天文爱好者和研究者。他首先发现了土星环，这一点我们都很清楚。为了更好地观察星空，他开发了很多长焦

镜，但基本都属于折射望远镜。

在他众多的望远镜中，最出色的是一架物镜采用凸透镜，物镜口径约4厘米。该架望远镜利用光的折射原理，当星光通过物镜的折射，在还未会聚到物镜焦点时就被一个由凹透镜做成的目镜所发散，变成平行光从目镜中射出。这种望远镜叫做伽利略式折射望远镜。

不久以后开普勒以理论的形式提出了一种新的折射望远镜的光学系统：星光射向由凸透镜构成的物镜后聚焦于A点的焦平面上（如图1中开普勒式），A处又位于由凸透镜构成的目镜的焦平面上，当聚集在该处的星光向前行进时，经该目镜所发散，变成平行光射出，这种望远镜叫开普勒式折射望远镜。由于开普勒式望远镜可以在物镜和目镜的共同焦平面A处安装用于测量的“十”字坐标网格，极大的方便了使用和观测，因此后来用于目视观测的折射望远镜都被做成了开普勒式。

早期的折射望远镜，由于是以单块的凸透镜作为物镜，因此会有严重的色差，即由不同颜色（不同波长）混合的星光构成的图像会呈现为彩色的光斑，像的清晰度很低。当时唯一的解决办法就是尽量减小物镜表面的曲率，这样能有效减小色差，这样做的缺点也是显而易见的，由于物镜曲率减小，其焦距和镜筒的尺寸必须拉得很长，这就导致在17世纪到18世纪上半叶流行的都是这样用起来极不方便的长镜身望远镜。直到18世纪中叶，人们用冕牌玻璃做凸透镜，火石玻璃做凹透镜，组合成能会聚光的同时又能消除色差的复合透镜，用它来做物镜，才结束了折射望远镜长镜筒的时代，成像质量也大大增加。

总体来说，无论是长镜筒的望远镜，还是后来经过改善的冕牌玻璃凸透镜加火石玻璃凹透镜的望远镜，他们虽然结构有所不同，但是其自身的原理是不变的，他们都利用光的折射原理进行工作。

反射望远镜的光学系统

图2 两者不同类型的反射望远镜光学系统原理图

反射望远镜更先由牛顿于1668年研发出来，它的光学系统被称为牛顿式反射望远镜；1672年，法国科学家卡塞格林提出另一种反射望远镜的设计方案，根据该方案制成的望远镜被称为卡塞格林式反射望远镜。这两种反射望远镜的物镜都是由主镜和副镜构成，牛顿式的反射望远镜的主镜是抛物面反射镜，副镜是安装在主镜焦点前与光轴成45度的平面反射镜，主镜聚焦后的星光由副镜反射至镜筒一侧的开口之处（如图2牛顿式）；卡塞格林式反射望远镜的主镜也是抛物面反射镜，中间挖有一个圆孔，而副镜是一块放在主镜焦点前的凸双面镜，它把主镜聚焦的星光再次反射，使星光穿过主镜中间的圆孔聚焦在主镜背后的焦点上（如图2卡塞格林式）。

当然，除了上面两种系统外，反射望远镜还有其他的光学系统，一些 大型的反射望远镜一般由多种光学体统构成，以便根据不同的需要进行切换。随着科技的发展，如今人们不再单一的依靠目视望远镜来进行宇宙探索，各种光谱分析、射电望远镜等多种途径相互结合成为当今世界主流的宇宙探索方式。

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